Зони іонізованого водню
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
Одним из самых важных этапов в развитии представлений о межзвездной среде была обстоятельная работа датского астрофизика Б. Стрёмгрена (1939 г.), в которой он теоретически показал, что вся межзвездная среда должна разделяться на области ионизованного водорода (зоны НИ, или зоны Стрёмгрена) и области неионизированного водорода (области HI).
Конечно, межзвездная среда состоит не только из водорода. Однако водород является основной компонентой химического состава Вселенной. Больше всего его и в межзвездной среде. По приближенным оценкам, в межзвездной среде нашей Галактики содержится около 80% водорода, на втором месте гелий (меньше 20%) и только несколько процентов (по числу атомов) приходится на все остальные химические элементы. Именно поэтому-то от степени ионизации водорода зависят и остальные свойства межзвездной среды, в связи с чем и было проведено Стрёмгреном разделение ее на области различной степени ионизации этого элемента.
Зоны НII образуются вокруг горячих звезд, излучающих большое количество ультрафиолетовых квантов. Ионизовать атом водорода, т. е. оторвать электрон от протона, могут лишь эти кванты, а вернее те, длина волны которых меньше 912 А (т. е. энергия больше 13,6 эВ). Если таких квантов излучается много, а для этого температура поверхности звезды должна быть больше 20 000 К, то вокруг такой звезды водород оказывается на некотором расстоянии ионизованным. Зоной НИ, собственно говоря, называется область, в которой поглощаются все ионизирующие водород ультрафиолетовые кванты, излучаемые данной звездой.
Если мы знаем количество квантов, излучаемых за одну секунду (а эта величина зависит от температуры поверхности звезды), то мы можем определить, сколько за это время ионизируется атомов водорода в этой области. Однако электроны, оторванные от атома водорода, не очень долго остаются свободными. Встретив какой-либо свободный протон, этот электрон соединяется с ним, излучая избыток энергии, — снова образуется атом водорода. Этот процесс называется рекомбинацией.
Количество рекомбинаций, происходящих в единице объема за единицу времени, пропорционально произведению концентраций электронов п, и протонов пр(здесь под концентрацией мы понимаем количество соответствующих частиц в единице объема, т. е. в 1 см3). Полное количество рекомбинаций в зоне НII поэтому пропорционально (Величине s3nenp, где s — радиус этой зоны. В состоянии равновесия внутри зоны НИ полное число рекомбинаций должно равняться полному числу ионизации. И если первое, как мы знаем, определяется величиной s3neпр , то второе — поверхностной температурой (или, точнее, спектральным классом) данной звезды.
Поскольку водород является основной компонентой межзвездного газа, то при почти полной его ионизации большая часть свободных электронов находится в отрыве от атомов водорода. Поэтому с достаточным основанием можно предположить, что пе~пр. Отсюда легко вывести, что произведение радиуса зоны НII s на величину пе2/3 есть величина, зависящая только от спектрального класса звезды (или от ее поверхностной температуры).
На рис. 1 приведен график этой зависимости. Здесь радиус зоны НИ выражен в парсеках (1 пс = 3,1•1018 см), а пе в единицах, обратных кубическому сантиметру. Очевидно, что у очень горячих звезд радиусы зон НII оказываются огромными (отметим, что среднее расстояние между звездами обычно меньше 1 пс).
Зависимость параметра sn2/3 от спектрального класса
Пользуясь этим графиком, читатель сам сможет оценить многие параметры зон НИ. Например, легко вычисляется полная масса водорода внутри таких зон. Так, масса водорода, ионизованная звездой с поверхностной температурой 40 000 К, при «стандартной» концентрации пе = 1 см-3 примерно равна 30 000 Мс (здесь и далее Мс — масса Солнца). В более плотной межзвездной среде масса зон НII соответственно меньше.
Теоретические расчеты (подтвержденные результатами наблюдений) указывают на то, что температура газа внутри зон НII «почти постоянна (7000—9000 К) независимо от температуры поверхности ионизирующей звезды. Это на первый взгляд неожиданно, но легко объяснимо. Когда ультрафиолетовый квант, излученный звездой, ионизирует атом водорода, то он передает электрону некоторую энергию, примерно равную тепловой энергии частицы (при температуре поверхности звезды). Однако эти довольно быстрые электроны относительно скоро теряют часть своей энергии на возбуждение так называемых метастабильных состояний. Дело в том, что энергетические уровни некоторой части атомов и ионов расположены близко к основному состоянию, т. е. достаточно столкновения такого атома или иона с другой частицей (не слишком большой энергии), чтобы произошло возбуждение атома или иона. Этот атом как бы «задерживает» у себя часть кинетической энергии столкновения.
По «атомным» масштабам времени эта энергия задерживается надолго (поэтому-то такие состояния называются метастабильными). Но, сталкиваясь с другой частицей, возбужденный атом (или ион) затем вновь передает этот запас кинетической энергии. В земных условиях такие столкновения происходят довольно часто, и поэтому весь процесс возбуждения метастабильных состояний приводит лишь к перераспределению кинетической энергии между частицами. Однако в межзвездной среде положение иное. Поскольку она очень разрежена, столкновения между атомами (ионами) и электронами очень редки, и возбужденные атомы (ионы) вынуждены «избавляться» от этой энергии путем излучения квантов. Опять же из-за большой разреженности межзвездной среды эти кванты свободно уходят из рассматриваемой области. Следовательно, кинетическая энергия, затраченная на возбуждение метастабильных состояний, в случае межзвездной среды меняет свою форму, превращаясь в энергию излучения, и уходит из данной зоны HII.
Этот процесс является эффективным механизмом охлаждения межзвездной среды и действует всегда, когда энергия частиц достаточна для возбуждения метастабильных состояний. Как оказалось, в зонах НИ быстрые электроны, образовавшиеся при ионизации атомов водорода, теряют свою энергию на возбуждение метастабильных состояний ионов таких элементов, как кислород, азот и сера. И это происходит до тех пор, пока энергия электронов становится уже недостаточной для дальнейшего возбуждения этих состояний. А эта минимальная энергия равна тепловой как раз при температуре около 7000 К — при ее достижении дальнейшее охлаждение прекращается, и зона НИ сохраняет постоянную температуру.
Процессы рекомбинации и охлаждения электронного газа определяют и генерацию излучения в зонах НИ. Расчеты показывают, что лишь в половине всех случаев при захвате электрона протоном образуется атом водорода сразу в основном, невозмущенном, состоянии. В остальных случаях захваченный при рекомбинации электрон вызывает возмущенное состояние атома. Наглядно это можно описать как попадание электрона не на ближайшую к ядру (протону) орбиту, а на более удаленную, с которой через некоторое время электрон может перескочить на орбиту, более близкую к ядру.
При каждом попадании на ту или иную орбиту или перескоках между орбитами излучаются кванты электромагнитных волн, которые и уходят из области НИ. Число уровней (орбит) у атома бесконечно велико и возможных переходов между уровнями также бесконечно много. И хотя не все они оказываются существенными, в процессе рекомбинации излучается все же достаточно сложный набор линий, в котором, однако, не столь уж трудно разобраться. Этот набор, излучаемый атомом водорода при процессах рекомбинации, называется рекомбинационным спектром.
Для объяснения рекомбинационного спектра воспользуемся рис. 2, где схематически (горизонтальными линиями) обозначены уровни энергии. Основное состояние находится внизу, а косой штриховкой обозначено состояние свободных (оторванных) электронов. При переходах из свободного состояния на какой-либо уровень (эти переходы на рис. 2 обозначены буквой а), т. е. при процессах непосредственной рекомбинации, испускаются кванты электромагнитного излучения, имеющего непрерывный спектр, — их длины волн, хотя и в определенных пределах, могут быть произвольными.
Схема уровней атома водорода
Непрерывный спектр излучается и при других переходах. Например, свободный электрон, пролетая мимо протона, может не «сесть» на замкнутую орбиту, а лишь немного затормозиться, теряя на излучение часть своей энергии (на рис. 2 — переходы е). Если торможение достаточно сильное, излучается оптический квант, при небольшом торможении — радиоквант (этот последний случай на рис. 2 обозначен вверху кружком — как бы увеличенное изображение мелкомасштабного перехода).
Есть еще один тип излучения с непрерывным спектром. При переходе со второго уровня на первый возможно одновременное излучение таких двух квантов, сумма энергии которых равна энергии всего перехода (при этом разделение энергии между двумя квантами может быть произвольным) — переход b на рис. 2.
При переходах между отдельными уровнями возникают спектральные линии дискретного спектра (переходы с на рис. 2). Особый интерес представляют такие переходы, которые оканчиваются на втором уровне. Эти переходы называются бальмеровской серией, и все линии этой серии попадают в наблюдаемый оптический диапазон спектра. Каждая линия этой серии обозначается латинской буквой Н (обозначение водорода) с определенным индексом, соответствующим номеру линии: На — первая линия (переход с третьего уровня на второй), Нв — вторая линия (переход с четвертого уровня на второй) и т. д.
Еще один очень важный случай дискретного спектра — переходы между уровнями, имеющими очень большие номера, при этом излучаются спектральные линии в радиодиапазоне. На рис. 2 этот случай (d) вынесен в кружок, для того чтобы подчеркнуть близкое расположение этих уровней (т. е. с увеличением масштаба).
Наконец, последний случай — переход между подуровнями основного состояния, когда излучается радиолиния с длиной волны 21 см (переход f). Этот важный случай мы рассмотрим более подробно при обсуждении распределения и динамики межзвездной среды.
Таким образом, рекомбинационный спектр действительно очень разнообразен. Но он характеризуется одним очень важным свойством — его состав определяется почти исключительно структурой атома водорода и очень слабо зависит от свойств самой среды, в которой эти атомы находятся. В самом деле, как только электрон попадает на одну из орбит атома водорода, он «забывает» о своем прошлом и дальше перескакивает между состояниями, подчиняясь только законам квантовой механики, определяющим структуру этого атома. В земных условиях такие «независимые» перескоки часто невозможны, поскольку возбужденный атом водорода будет сталкиваться с другими атомами и ионами и отдавать им свою энергию возбуждения. А в разреженной межзвездной среде ничто не мешает электрону перескакивать последовательно по всем уровням.
Следовательно, и отношение интенсивностей излучения в линиях рекомбинационного спектра слабо зависит от внешних условий. Например, отношение интенсивностей линий бальмеровекой серии равно 2,8:1,0 :0,47:0,26 и т. д. (эти значения соответствуют температуре газа 10 000 К и немного изменяются при изменении температуры). Таким образом, оказывается, что по измеренной интенсивности в одной из спектральных линий (или в некотором участке непрерывного спектра) как в радио-, так и в оптическом диапазонах можно восстановить весь остальной спектр рекомбинационного излучения. В действительности же, конечно, измеряют интенсивности как можно большего числа линий, а потом, комбинируя эти измерения, определяют достаточно малое число параметров, от которых зависит все излучение.
Основной величиной, используемой при подобных вычислениях, является мера эмиссии ME. Из сказанного выше следует, что интенсивность излучения рекомбинационного спектра определяется числом рекомбинаций, т. е. она пропорциональна произведению концентраций электронов пе и протонов пр, а также длины луча зрения, пересекающего зону НII. В среднем длина луча зрения порядка величины радиуса зоны НII, т. е. s (см. рис. 1). Мерой эмиссии и «называют величину, равную ME~snenp~sne2, где s измеряется в парсеках, а пе— в единицах, обратных кубическому сантиметру.
Расчеты показывают, что в случае зоны НII с мерой эмиссии, равной 1 пс/см6, с поверхности этой зоны за 1 с в 1 см2 излучается примерно 105 оптических квантов и примерно столько же радиоквантов. Методам современной астрофизики и радиоастрономии доступны зоны НII с ME>50 пс/см6. Близкие зоны НII, следовательно, можно изучать всеми доступными методами наблюдений, при исследовании же далеких зон НII (в нашей Галактике) методы радиоастрономии оказываются более эффективными, поскольку радиоизлучение, в отличие от оптического излучения, не поглощается межзвездной пылью.
Мы уже упоминали о том, что газ в зонах НII охлаждается при столкновении свободных электронов с атомами и ионами, когда кинетическая энергия электрона сперва переходит в возбужденное метастабильное состояние атома (или иона), а затем излучается. Такое излучение — оно называется излучением при возбуждении электронными ударами — легко наблюдаемо. Его спектр несет больше информации, чем рекомбинационный. Например, по относительной интенсивности линий различных химических элементов можно определить и химический состав зон НII. Кроме того, излучение при переходах с метастабильного состояния в некоторых случаях зависит и от плотности газа: если электрон задерживается в метастабильном состоянии слишком долго, то столкновения иона с другой частицей, которые все же имеют место, несмотря на большую разреженность газа, приводят к обратному переходу (энергия возбуждения преобразуется в кинетическую) и интенсивность соответствующей линии ослабляется.
Следует заметить, что химический состав зон НII почти одинаков, а их плотности заключены в пределах, при которых потери энергии возбуждения на «обратные» столкновения относительно невелики. Поэтому-то в конечном счете и спектр, излучаемый при возбуждении электронным ударом, определяется в первую очередь той же мерой эмиссии.
На рис. 3 схематически, но в реальном (логарифмическом) масштабе изображен примерный спектр зоны НII. У каждой его линии дано обозначение (в квадратных скобках — переходы с метастабильных состояний). Приведены также рекомбинационные линии бальмеровской серии водорода, линии гелия (HeI) и неона (NeI). Очевидно, что интенсивности линий, имеющих различное происхождение, в общем одного порядка. Наиболее интенсивна красная линия рекомбинационного спектра водорода (На) и зеленый дублет линии дважды ионизованного кислорода ([О III]), возбуждаемый электронным ударом (из-за этого цвет излучения зон НИ ‘часто образуется в основном из смеси красного и зеленого цветов).
Схематическое изображение линейчатого спектра зон HII в видимом диапазоне
Астрофизики и радиоастрономы очень подробно изучили спектры различных зон НII и получили много интересной информации. Но мы не будем здесь ее приводить, поскольку для нас важно другое. Во-первых, познакомившись с основными свойствами зон НII, читатель, как мы надеемся, смог получить представление об основных особенностях физики межзвездной среды, отличающейся от физики обычных явлений, знакомых нам по изучению свойств вещества в земных условиях. Зоны НII — наиболее простой случай межзвездной среды, но поведение межзвездного газа и в других условиях основано на тех же принципах.
Во-вторых, и это очень важно, зоны НII появляются всюду, где есть горячие звезды. А горячие (яркие) звезды, как известно, излучают много энергии и поэтому не могут существовать долго, так что все они сейчас еще относительно молоды. Это означает, что зоны НII, как правило, располагаются там, где происходит интенсивное образование звезд.
Особый интерес в связи с этим представляет собой изучение так называемых «компактных» зон НII, размеры которых из-за большой величины концентрации электронов относительно невелики (очевидно, что чем больше плотность газа, тем больше вероятность формирования там звезд).
Наиболее подробно исследована туманность Ориона, представляющая собой большой комплекс нейтрального газа и космической пыли, окружающий зоны НII и горячие звезды. Зона НII, расположенная в ее центральной части, имеет размер 0,6 пс и концентрацию электронов (в центре) пе~2•104 см-3 (ME~3•106 пс/см6). Она ионизируется яркой звездой класса О6, принадлежащей к системе звезд «Трапеции Ориона». Там же наблюдается и еще более мелкая структурная особенность (порядка 0,06 пс). Газ в туманности Ориона находится в состоянии бурных движений со средними скоростями ~10 км/с. Вычисленная общая масса вещества в туманности Ориона оказалась очень большой — порядка 105 Мс (причем основная часть его находится в нейтральном состоянии). Несомненно, что в этом скоплении газа в настоящее время происходит интенсивный процесс формирования звезд.
Другие яркие зоны НII — туманность Омега (размера 5 пс, пе~6•102 см-3, масса — 103 Мс), туманность Лагуна (размер ~ 20 пс, пе ~ 200 см-3, масса ~102 Мс), радиоисточник W 51, состоящий из шести компонент (с характерными размерами ~ 4—20 пс, пе ~ 50—300 см-3 и полной массой 4•104 Mс), радиоисточник W 3, также состоящий из нескольких компактных компонент, включающих инфракрасные источники и несколько очень горячих звезд класса 05 (и даже 04). Мера эмиссии этого источника достигает значения 107 пс/см6 (пе ~ 104 см-3).
Есть зоны НII и в самом центре Галактики. Их размеры порядка 2—12 пс, концентрации электронов пе ~ 102•103 см-3.